Estrellas funambulistas

Por Natalia Ruiz Zelmanovitch, el 24 octubre, 2020. Categoría(s): Astronomía • Ciencia • Química
Estrella gigante roja R Sculptoris. Crédito: ESO.

Por qué estudiamos el equilibrio químico en gigantes rojas

Habrán leído a menudo que “somos polvo de estrellas”. Es una expresión bastante certera, sobre todo si pensamos que la mayor parte de los elementos que nos componen (a este escaso 5% de materia bariónica del universo que somos) surgió del núcleo de una estrella y de todo un proceso de muerte y destrucción (empezamos bien). Pero, ¿a qué llamamos polvo de estrellas?

Las estrellas de tamaño medio (de entre una y ocho masas solares) pasan por varias fases a lo largo de su vida. La fase más larga es la denominada “secuencia principal”, en la que se pasan el tiempo transformando hidrógeno en helio. Cuando el hidrógeno del núcleo (donde, en principio, tiene lugar esta actividad) se agota, empieza a usar como “combustibles” otros elementos. Esto da lugar a que la estrella empiece a “hincharse” y se convierta en una gigante roja, liberando al medio sus capas más externas. Esto ocurre en una de las etapas finales de su vida, la fase AGB (del inglés, Asymptotic Giant Branch, rama asintótica de las gigantes).

En las atmósferas de estas estrellas evolucionadas tienen lugar multitud de fenómenos químicos, enriquecidos por los sucesivos dragados de material (proceso por el cual la materia del interior sale a la superficie). Y, en principio, cuando hablamos del nacimiento de los granos de polvo, nos referimos precisamente a esas atmósferas de estrellas evolucionadas (ojo, también a las explosiones de supernovas, que son estrellas mucho más masivas, pero de eso no vamos a hablar aquí).

Las capas de material que libera la estrella AGB y que forman su atmósfera están compuestas por una enorme cantidad de moléculas de gas y una pequeña proporción de granos de polvo. Nos interesa conocer cómo se forman esos granos de polvo, a partir de qué elementos básicos y en qué condiciones físicas.

Para comprender todo este proceso es importante conocer cuál es el equilibrio químico que se da en estas atmósferas, es decir, el estado en el que, aunque la actividad química siga, la composición química se mantiene estable. Si conocemos el equilibrio químico, sabremos cuáles son los elementos de partida (átomos y moléculas) para la formación de los granos de polvo (que es lo que nos interesa). Además, tendremos el escenario teórico con la secuencia de los distintos tipos químicos de polvo que se espera que aparezcan a medida que la materia fluye y se enfría desde la estrella AGB hacia el medio interestelar.

En nuestro caso, en las atmósferas de las estrellas AGB, sabemos que el gas está a alta temperatura y presión, lo cual resulta muy afortunado ya que éstas son las condiciones en que resulta válido utilizar el equilibrio químico. Otro gallo cantaría si habláramos de, por ejemplo, el medio interestelar, donde las temperaturas y presiones son muy pequeñas y la composición química viene dada por la cinética química. En ese caso, como afirma Marcelino Agúndez (Instituto de Física Fundamental, IFF-CSIC), “es necesario conocer las constantes cinéticas de chorrocientas reacciones. En general, todo es bastante más incierto. El interés de aplicar el equilibrio químico a las atmósferas de estrellas AGB es que en ellas las temperaturas y presiones son altas, ergo es válido usar el equilibrio químico y se puede calcular de una forma sencilla la composición química. Esto se conoce desde los años 70”.

Y aquí nos metemos de lleno en un trabajo recientemente publicado por un equipo de investigadores del Consejo Superior de Investigaciones Científicas (CSIC), centrado en estudiar las atmósferas de estrellas AGB (como decíamos antes, estrellas de tamaño medio en las etapas finales de su vida).

La idea era poner al día toda la información de la que se disponía, así que, en primer lugar, se actualizó una extensa base de datos de propiedades termodinámicas de 919 especies gaseosas y 185 especies condensadas que involucran a 34 elementos y se calculó la composición química en atmósferas de estrellas AGB gracias a un código desarrollado recientemente. A continuación, se actualizó toda la información disponible obtenida a partir de observaciones astronómicas para, como último paso, comparar las predicciones de los cálculos con las observaciones. Todo con la idea de revisar qué sabíamos hasta ahora, cuáles eran nuestros aciertos y errores, y las perspectivas de cara al futuro sobre moléculas, agregados moleculares, y condensados sólidos en las atmósferas de estrellas gigantes rojas.

Estrellas funambulistas, qué nos cuenta el equilibrio

Este estudio no solo nos habla de qué agregados podrían actuar como “ladrillos” de construcción de los granos de polvo (y cuáles pueden ser los precursores gaseosos más probables de estos granos) sino que incluso arroja información sobre lo que no encontramos:  se han identificado moléculas potencialmente detectables que aún no se han observado, lo que las convierte en buenas candidatas para la detección con observatorios como el conjunto de antenas ALMA.

Por último, también hay cosas que no encajan: en algunos casos, el análisis teórico y los datos no concuerdan. De hecho, existen discrepancias de varios órdenes de magnitud para algunas moléculas que se observan de forma sobreabundante con respecto a las predicciones de equilibrio químico. Esto significa que en algunas zonas de la atmósfera estelar no se dan condiciones de equilibrio químico debido a fenómenos aún no identificados que podrían estar relacionados con fotones ultravioleta o con procesos hidrodinámicos.

Novedades gracias al laboratorio

Para hacer este tipo de estudios es necesario conocer las propiedades termodinámicas de cada especie molecular. En el caso de las moléculas más comunes, estos datos se conocen, pero para las más raras es necesario calcularlas o medirlas.

Este estudio ha incorporado, por primera vez, las propiedades de un gran número de agregados moleculares de titanio y carbono analizados dentro del proyecto Nanocosmos (ERC) en los laboratorios del Instituto de Ciencia de Materiales de Madrid (ICMM-CSIC). ¿Por qué titanio y carbono? En estrellas AGB ricas en carbono, las previsiones dicen que los primeros condensados serían el propio carbono, carburo de titanio (TiC) y carburo de silicio (SiC). (En las atmósferas ricas en O, el primer condensado esperado es Al2O3). Y era necesario tener datos sobre estas especies poco estudiadas para poder compararlos con las observaciones.

En definitiva, este trabajo nos habla de nuestros errores y aciertos, del camino por el cual transitan esos átomos y moléculas, de la “historia” de esos granos de polvo, de dónde se prevé que aparezcan, de la aglomeración que inicia la formación de los primeros materiales sólidos a partir de un gas de átomos y moléculas pequeñas.

Nos interesa saber en qué modo su composición puede influir en lo que ocurre mucho después, cuando el ciclo de nacimiento de una nueva estrella vuelve a dar comienzo al condensarse esos granos de polvo y dar lugar a reacciones nucleares. Seguiremos construyendo conocimiento sobre estos datos, relegando los que sean erróneos y analizando la nueva información, porque así funciona la ciencia.

 

 

Más información:

Artículo científico: “Chemical equilibrium in AGB atmospheres: Successes, failures and prospects for small molecules, clusters, and condensates”, M. Agúndez (IFF-CSIC), J. I. Martínez (ICMM-CSIC), P. L. de Andrés (ICMM-CSIC), J. Cernicharo (IFF-CSIC) y J. A. Martín-Gago (ICMM-CSIC).



Por Natalia Ruiz Zelmanovitch, publicado el 24 octubre, 2020
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